普通天文学下

HST:

V838

Mon2Van

Gogh:Starry

Night主要问题恒星为什么要演化？恒星如何演化？恒星演化的结局是什么？§3.1主序星的演化4(20.1)1.恒星演化的基本原理恒星总是试图处于稳定状态当恒星通过核反应产生能量，维持热平衡和流体静力学平衡，同时改变了自身的组成与结构恒星的一生就是一部与引力斗争的历史！核区引力光度包层压力星体大小引力核区大小能量压力核反应传输结构表面温度元素5Russell-Vogt

原理如果恒星处于流体静力学平衡和热平衡，而且它的能量来自

的核反应，它们的结构和演化就完全唯一地由初始质量和化学丰度决定6恒星演化时标(1)核时标(nuclear

timescale)恒星通过 区（约占恒星总质量1/10）核反应的产能时间tn

＝

E/L

＝Mc2/L≈

0.7%×(

0.1M

)

c2/L≈

(1010

yr)

(M/M⊙)(L/L⊙)-17(2)

热时标(thermal

timescale)恒星辐射自身热能的时间，或光子从恒星

到达表面的时间tth

＝

(0.5GM2/R)/L≈

(2×107

yr)

(M/M⊙)2

(R/R⊙)-1

(L/L⊙)-1(3)动力学时标(dynamical

timescale)如果恒星的 压力突然

，在引力作用下恒星坍缩的时间td

＝

R/V

≈

(R3/GM)1/2≈

(27

min)

(R/R⊙)3/2(M/M⊙)-1/2维里定律Eint=−Egr/28恒星统计与演化如果恒星的演化过程由初始质量决定，那么质量相同但光谱型不同的恒星处于不同的演化阶段如果恒星的诞生率和率一致，某一类恒星数目的多少就反映了它们在该演化阶段所停留时间的长短92.主序星的演化主序星的性质均匀的化学组成H燃烧质量范围:0.08

M⊙<M<~100

M⊙质光关系和质量-半径关系L

~

M

2.5-4,

R

~

M

0.5-110主序星的演化零龄主序(Zero

Age

Main-Sequence,ZAMS)刚刚开始

H燃烧的恒星，在H-R图上占据主序带的最左侧演化时标——核反应(4

1H→4He+)时标tn＝Mc2/L≈

(1010

yr)

(M/M⊙)

(L/L⊙)-1≈

(1010

yr)

(M/M⊙)-2.5or

(1010

yr)

(M/M⊙)-2for

M

>

M⊙for

M

<

M⊙11不同质量主序星的演化时标M

(M⊙)30151.00.5tn

(yr)2×10610710106×101012主序星的化学组成的变化随着核反应的进行，核心区的H元素丰度逐渐减小，直至枯竭，全部转变成He主序带：主序星从H燃烧开始到结束在H-R图上占据的带状区域赫罗图上的演化路径(Evolutionary

Track)核反应4

H→4He→

区粒子数n↓→Pc↓→

收缩R

c↓→

区温度

Tc↑，核反应产能率

↑→光度L↑→包层压力P↑→恒星半径R↑14of

Main

SequenceThe

Schonberg-Chandrasekhar

limitAfter

themainsequence

a

hydrogen-exhausted

core

isformedThis

inert

helium

core

must

be

isothermal

to

remain

inthermal

equilibriumAn

upper

limit

exists

for

the

mass

of

the

core

whenthepressure

within

it

cannot

sustain

the

weight

of

theoverlying

envelope15§3.2恒星主序后的演化(20.2-20.4,

21.2-21.5)当恒星区的氢完全耗尽，恒星开始脱离主序小质量、中等质量和大质量恒星主序后的演化路径差别很大161.

类

(M

~1M⊙)

恒星的演化(1)

脱离主序——亚巨星支(subgiant

branch)H枯竭，He核过程收缩，壳层H燃烧H-R图体积膨胀，表面温度降低，恒星逐渐向右脱离主序。17The

Mirror

PrincipleWhenever

a

star

has

an

active

s

-burning

source,the

burning

s

acts

as

a

mirror

between

the

coreand

the

envelope:core

contraction

→envelope

expansioncore

expansion

→

envelope

contractionFor

constant

URc↓

R↑18(2)红巨星支(red

giantbranch)H-R

恒星向右上方沿林忠图

四郎线

(Hayashi

Track)攀升成为红巨星。过程He核进一步收缩→Tc↑，核区电子简并→壳层H燃烧L↑→R↑→T↓→恒星对流区增大19林中四郎线随着表面温度的降低，恒星外包层的不越来越大（H主导）对流区也相应增大，甚至延伸到恒星的林中四郎线反映了（流体静力学）稳定的恒星在赫罗图上的边界在林中四郎线左侧，对流和（或）辐射可以有效传输能量；在林中四郎线右侧，没有任何机制可以将恒星的能量传输出去(3)He闪(heliumflash)H-R

恒星攀升到红巨星支的图 顶点。He开始燃烧过程(Tc～108

K)→Tc↑（简并→Rc不变）→ ↑

→

Tc↑→...→ He爆燃(t

~min,

L

~

1011L⊙)→电子简并解除21(4)水平支(horizontalbranch)H-R图：恒星向左下方移动至水平支过程：He（+壳层H）燃烧→Rc↑→Tc↓→R↓→T↑22(5)渐进巨星支(asymptoticgiant

branch,

AGB)过程：He枯竭（CO核）→R

c↓→Tc↑→壳层He和H燃烧→L↑

R↑

T↓H-R图：恒星向右上方再次攀升成为红超巨星23热脉冲(thermal

pulses)H-R图：恒星移至渐进巨星支顶点过程：壳层He闪（不稳定燃烧）→恒星脉动（热脉冲）→抛射红巨星的包层（25%-60%恒星质量）→行星状 +高温简并CO24(6)

CO核坍缩成白矮星(7)白矮星冷却H-R图：恒星向左方移动过程：收缩→T↑→坍缩成白矮星H-R图：恒星向右下方移动过程：白矮星冷却→黑矮星25行星状

(planetary

nebulae)低质量恒星在

时抛出的气体包层，受到中心高温白矮星的辐射电离而发光。通常为环形，

不超过~5×104

yr螺旋Helix

Nebula26Ring

Nebula哑铃 Dumbbell

Nebula Cat's

EyeNebula沙漏蝴蝶 Butterfly

NebulaPlanetary

Nebula

GalleryThe

Eskimo

Nebula27）:

two

gaseous

disks

nearly

perpendicular

toThe

Helix

Nebula

（螺旋each

other282．较高质量(M>~2M⊙)恒星的演化(1)与低质量恒星演化的主要区别恒星的H燃烧通过CNO循环进行，温度更高，辐射压对维持恒星的力学平衡起更大的作用，主序更短。Live

fast,

die

young.He核不再是简并的，C和更重元素的燃烧可以平稳进行区核反应产生的能量主要以对流的方式向外传递29(2)

中等质量（M~5M⊙）恒星的演化30物理过程与演化轨迹1.

H枯竭→壳层H燃烧恒星向脱离主序成为红（超）巨星2.

He平稳燃烧恒星向左方移动3.

He枯竭→壳层He和H燃烧恒星向右上方攀升至红超巨星4.红超巨星

→行星状 +

高温简并CO核CO核坍缩→高温白矮星恒星向左方移动5.白矮星冷却→黑矮星白矮星向右下方移动5M

恒星的演化⊙31(3)高质量(M>~10M⊙)恒星的演化观测表现：O型星→蓝超巨星→黄超巨星→红超巨星→超32The

Eddington

LuminosityThe um

luminosity

that

can

be

carried

byradiation,

inside

a

star

in

hydrostatic

equilibrium3334恒星物理过程：H枯竭→壳层H燃烧→He燃烧→He枯竭→壳层He和H燃烧→C燃烧→C枯竭→壳层C、He和H燃烧→O,Ne,

Si燃烧…→Fe核35Sequence

of

Events

in

a

Supernova

Explosion核反应停止→Rc↓→Tc↑→Fe核、He核光致离解→e,p,ne+p→n+e→ne

↓＋能量损失→Pe↓→Rc↓→星核坍缩→中子简并（当c

=nu）→核坍缩停止，形成中子星From

Wiki36Sequence

of

Events

in

a

Supernova

ExplosionFormation

of

the

neutron

core

causes

the

infalling

material

tobounce

and

form

an

outward-propagating

shock

front

(red).The

shock

starts

to

stall,

but

it

is

re-invigorated

by

a

processthat

may

include

neutrino

interaction.The

surrounding

material

is

blasted

away,

leaving

only

adegenerate

remnant.37Three

Dimensional

Simulation

of

a

CoreCollapse

SupernovaPriorto

SNImplosionMiddle

oBounceEnd

oExplosion50

millisecondsPhotos

by

Michael

S.Warren,

Los

Alamos

National

Laboratory38Evolutionary

Stages

of

a

25

M⊙

StarStageTemperature(K)Density

(gcm-3)Duration

of

stageHydrogen

burning4

×

10757×

106

yearsHelium

burning2

×

1087005

×

105yearsCarbon

burning6

×

1082

×

105600

yearsNeon

burning1.2

×

1094

×

1061yearOxygen

burning1.5

×

1091076

monthsSilicon

burning2.7

×

1093

×

1071

dayCore

collapse5.4

×

1093

×

1091/4

secondCore

bounce2.3

×

10104

×

1014millisecondsExplosionabout

109varies10

seconds(4)特大质量(M>25-30M⊙)恒星的演化星风引起的质量损失高光度恒星通常有很强的星风～10-6-10-4

M⊙yr-1如沃尔夫-拉叶(Wolf-Rayet)星演化过程O型星→蓝超巨星→（红超巨星）→WR星→Ib/Ic型超→中子星/黑洞NebulaM1-67around

star

WR12439恒星初始质量(M⊙)演化结局M

<

0.01行星0.01

<

M

<

0.08褐矮星0.08

<

M

<

0.25He白矮星0.25

<

M

<8CO白矮星8

<

M

<

12

(?)ONeMg白矮星12

<

M

<

25

(?)超

→中子星M

>

25(?)超

→黑洞、中子星？不同初始质量恒星的演化结局4041The

Crab

Nebula3.超(supernovae)和超遗迹(supernova

remnants)特征：极大光度L～107-1010L⊙，光度变化Lf

/Li

～

108爆发能E～1053

erg其

微子占99%，动能占1%，可见光辐射占0.01%气体膨胀速度v～103-104kms-1SN

1998aq

in

the

galaxy

NGC

3982E

~3

GM

210

RCore

MCore~

2.5Msun

(1/2)

(E

R1053

erg

50km)1/243历史超爆发时间光度极大星等发现者遗迹185?－8中国天文学家RCW

86393－1中国天文学家837?－8?中国天文学家IC4431006－10中/阿天文学家SN

10061054－5天文学家Crab

Nebula1181－1天文学家3C

581572－4Tycho

BraheTycho1604－3KeplerKepler16805?John

lamsteedCasA1987+2.9Ian

SheltonSN

1987A44超

搜寻星系M

51中的SN

1991T命名规则：在SN后加上发现年份和字母A到Z（代表发现的先后），再接下来的超

用两位小写字母aa,ab等表示。45观测分类：I型与II型超谱线特征：I型无H（巴尔末）线，II型有H线前身星是否包含H包层46光变曲线Ia型超

更亮II型超

往往在极大光度后有一个持续几个月的平台期47I型超

根据谱线特征又分为Ia,

Ib和Ic型，其中Ia有电离的Si吸收线，Ib和Ic没有Si线；Ib有中性He线而Ic没有He线。48光谱分类IaIbIcII谱线无H线有H线有Si线无Si线有He线无He线极大星等-19-17-16-16~-17分布椭圆星系与旋涡星系旋涡星系（恒星形成区）前身星白矮星双星WC星WO星超巨星爆发机制白矮星的核大质量恒星的核坍缩致密产物无中子星或黑洞超

分类49爆发：大质爆发机制：Ia超

爆发：双星系统中吸积白矮星的碳爆轰Ib/Ic,

II型超量恒星的核坍缩50超

1987A，1987.2.23爆发于LMC(d

=170,000

ly)，是人类自望远镜发明以来第一颗凭肉眼发现的超前身星：

Sanduleak-69º202

B3

I型蓝超巨星

(L

~

105L⊙,

T

~

16,000

K,

M

~

20M⊙,

R

~

40R⊙

)51超

1987A的光变曲线Tpye

II

SNNo

sign

of

aneutron

star

orblack

hole5253超

1987A的中微子探测超

爆发的大部分能量被中微子带走→中微子辐射能5×1053

ergs→辐射5×1058个中微子→爆发前20小时中微子流量5×1014

m－2在爆发前1.8-3小时，ioka、

IMB和俄罗斯Baksan探测仪测量到25个中微子

超

1987A的遗留物：环

状SN

1987A

in

X-ray54Collision

of

the

Debris

with

the

Gas

Ring56超

遗迹

(supernova

remnants)超

爆发抛出的大量物质在向外膨胀过程中与星际物质和磁场相互作用而形成的气体强射电辐射和高能辐射源（同步加速辐射，激波加热）≤

~105

yr形态分类：壳层型（辐射主要来自纤维状的球形壳层和星际气体的相互作用）混合型（辐射来自遗迹整个区域，并且由中心的致密星提供能源）57Crab

Nebula

-

Optical

and

X-ray典型的超

遗迹58典型的超

遗迹Tycho

Nebula59Puppies

A天鹅圈Cygnus

LoopCas

AA

Shock

Wave

Coming

and

Going光学射电（外激波）X射线（内激波）SNR

E0102-72.360From

heapow宇宙元素丰3.恒星演化与元素度元素粒子数相对丰度（%）H（1个核子）90He（4个核子）9Li族（7.1个核子）0.000001C族（12个核子）0.2Si族（23.8个核子）0.01Fe族（50.2个核子）0.01中等质量元素（63个核子）0.00000001重元素（>100个核子）0.00000000161宇宙中的各种元素是如何形成的？62宇宙元素丰度(CosmicAbundance)燃烧过程产物温度(K)最小质量(M⊙)H燃烧He2×107~0.1He燃烧C,

O2×108~1C燃烧O,

Ne,Na,

Mg8×108~1.4Ne燃烧O,

Mg1.5×109~5O燃烧Mg-S2.0×109~8Si燃烧Fe峰元素3.0×109~1063恒星演化与元素原初元素(primordial

elements)—大部分的H,

He和少量的Li,

B,Be形成于宇宙大

初期比Fe轻的元素来源于恒星 的核 (nuclear

synthesis)比Fe峰元素更重元素的形成—中子俘获反应(neutron

capture

reaction)(Z,

A)

+

n

→

(Z,

A+1)+

γβ衰变：(Z,

A+1)→(Z+1,

A+1)+e－+e1)慢过程(s-process)中子俘获过程比β衰变慢，发生在恒星

，形成→209Bi（铋）元素2)快过程(r-process)中子俘获过程比β衰变快，发生在超 爆发，形成→251Cf（锎）元素e.g.,

56Fe

+

n→57Fe+

n

→58Fe

+

n

→

59Fe→59Co

+

n

→

60Co

→

60Ni641.8

MeV

26Al

Emission

in

the

Universe26Al

are

only

produced

during

core-collapse

SNe26Al

→

26Mg

+

（1.8MeV）Half-life

of

a

million

year

-

tracer

of

star

formation65The

Cycle

of

S lar

Evolution66§3.3恒星演化的观测(20.5,23.2)恒星演化理论热核反应是恒星的能源由于演化，恒星将脱离主序恒星的主序

主要取决于初始质量恒星在不同演化阶段可观测的数目与在该阶段演化速度有关观测检验——星团与脉动变星671.星团(Star

Clusters)及其H-R图恒星在天空中的分布有

成团的现象A

star

cluster

is

a

self-gravitating

system

of

stars,

all

ofwhich

have

about

the

same

age.68Simulation:

A

Star

Cluster

in

Motion69形态不规则大小～6-50

ly质量～102-104

M⊙恒星密度～0.1-10

M⊙

ly-3ρ/ρ0～10-50空间分布银道面附近Z

<200

pc成员星年轻、中等恒星昴星团（Pleiades）疏散星团(openclusters)70ExamplesThe

M7

open

starclusterin

ScorpiusOpen

star

clusters

M35

andNGC

215871形态球形或扁球形大小～60-300

ly质量～104-107

M⊙恒星密度～1-100

M⊙

ly-3ρ/ρ0~50-103空间分布以银心为球心的球状分布,d≤35

kpc成员星年老的、贫金属恒星Omega

Centauri球状星团(globular

clusters)72星团的H-R图Young

cluster

Pleiades73Globular

cluster

Omega

Centauri(2)利用星团H-R图研究恒星演化星团中的恒星具有相同的距离、和初始化学组成，但成员星的质量不同，因而演化的速度有快有慢星团中的恒星按照质量大小的次序先后脱离主序74星团演化的模拟结果Birth8×106

yr2.56×108

yr3×109

yr8×109

yr75不同星团在H-R图上的分布赫氏空隙(Hertzsprung

gap)星团在H-R图上脱离主序点

(turn-offpoint)

的位置反映了它们的

和距离762.脉动变星(Pulsating

Variables)星体发生有节律的、大规模运动而使亮度发生变化的恒星。(1)造父变星(Cepheid

Variables)周期性脉动变星P

~

1-50

d原型：造父一（仙王δ）P

=

5.4

d77Period-Luminosity

RelationforCepheid

Variablesdiscovered

by

H.

Leavitt

in

1912.Classical

Cepheid

variables

with

longer

periods

arebrighter.<Mv

>

=2.81×log

(P/1

day)

1.4378分类I型（经典）造父变星（星族I）II型（室女W）造父变星（星族II）天琴RR型星（星族II）特点质量3-10

M⊙的F-K型巨星或超巨星（ He燃烧）位于H-R图上主序上方的造父不稳定带造父变星的光变主要来自表面温度的变化，且与半径变化反位相（半径变化5-10%）80M↑→L↑M↑→R↑→↓∵P～

-1/2∴

M↑→

P↑P

~

L81脉动原因The

radial

oscillations

ofa

pulsating

star

are

theresult

of

sound

wavesresonating

in

the

star'sinteriorP

~

R/vs

~

-1/2脉动原因恒星演化到一定阶段，

出现不稳定性，引力和压力失去平衡维持脉动要求恒星在收缩时

压力增大，膨胀时

压力减小机制——

的核反应率变化（恒星脉动主要是包层的周期性膨胀和收缩，不涉及恒星的）机制——包层不

变化（阀门作用）82不~T

-3.5R↓→T↑(↑)→

↓→能量→膨胀幅度减小如果恒星包层存在He的部分电离区，恒星收缩时部分对气体做的功被用来进一步电离气体而不是提高温度。R↓→RHeII↓→[HeII→HeIII]↑→Te

基本不变↑→↑→吸收能量→R↓8384脉动显著性（参与脉动的物质量、脉动振幅）与HeII部分电离区位置有关→造父不稳定带位置T

~

6000-9000

K恒星在演化过程中可能数次穿越不稳定带，在正常（稳定）恒星和脉动变星之间变换8586Cepheid

Parallax（造父视差）Pulsating

periods

P→

Absolute

magnitude

Mv→

Distance

modulus

mv-Mv→

Distance

d

(up

to

~20

Mpc)87§3.4密近双星的演化(20.6)1.洛希瓣和双星分类(1)

Roche势和等势面1864年，法国数学家Roche首先提出计算密近双星系统引力势的简化模型方法：考虑在两个互相绕转的天体的引力势中一个检验粒子的运动基本假设：每个子星的

密度分布是球对称的，在动力学上可以认为是质点两子星以圆轨道绕公共质心运动（←潮汐力）两子星的自转和公转